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Magnetfelder oder Turbulenzen?

Auslöser der Sternenentstehung

Sterne entstehen in Gebieten hoher Dichte im Inneren einer Molekülwolke, wenn die zum Zentrum der Wolke gerichtete Schwerkraft über die nach außen gerichteten Druckkräfte dominiert. Dies ist der Fall, wenn die Masse des Gases einen kritischen Wert überschreitet, der nach dem englischen Naturwissenschaftler Sir James Jeans (1877- 1946) Jeans-Masse genannt wird. Das System kollabiert dann unter seinem eigenen Gewicht. Gasdichte und Temperatur wachsen stetig an – ein neuer Stern kann entstehen.

Die "Säulen der Schöpfung" im Adlernebel M16 © NASA/STScI

Über Jahrzehnte hinweg war die Theorie der Sternentstehung von der Vorstellung geprägt, dass der Prozess der Sternbildung vorrangig ein Resultat des Wechselspiels von Gravitation und kosmischen Magnetfeldern ist. In diesem Bild stabilisiert ein starkes Magnetfeld die Molekülwolke, und erst wenn ausreichend Material zwischen den Magnetfeldlinien hindurchdriften konnte, setzt die Kontraktion ein. Typische Magnetfeldstärken im interstellaren Gas betragen etwa ein Fünfzigtausendstel des Erdmagnetfeldes. Neuere Beobachtungen ergaben, dass diese Feldstärken meist nicht ausreichen, um die Molekülwolke als Ganzes zu stabilisieren.

Die moderne Theorie der Sternentstehung betrachtet daher die in allen Wolken beobachtete Überschallturbulenz als wichtigsten physikalischen Prozess, der die Sternbildung kontrolliert. Die in der Turbulenz des Wolkengases enthaltene Bewegungsenergie entspricht in etwa der Gravitationsenergie und übertrifft den Anteil der magnetischen Energie. Das bedeutet: Die Überschallturbulenz kann die Wolke auf großen Skalen gegen gravitative Kontraktion stabilisieren. Auf kleinen Skalen aber wird durch turbulente Verdichtung Sternbildung ausgelöst. Die interstellare Turbulenz spielt somit eine doppelte Rolle.

Filamente im Carina-Nebel © NASA

Durch konvergente Strömungen in einer turbulenten Wolke bilden sich lokale Dichtemaxima, deren Masse den kritischen Wert für gravitativen Kollaps überschreiten kann. Diese kritische Masse fällt mit steigender Dichte stetig ab, sodass während des Kontraktionsprozesses immer kleinere Teilmassen instabil werden. Es kommt zur Fragmentation der Molekülwolke.

Die Dichteverteilung in der Wolke ist während dieses Vorganges von stark filamentartigen Strukturen geprägt. In diesen Filamenten beobachtet man so genannte protostellare Kerne. Das sind die unmittelbaren Vorläufer einzelner Sterne. Diese Objekte fallen aufgrund ihres Eigengewichtes in sich zusammen – in ihrem Zentrum bildet sich ein junger Stern, der durch die Akkretion des einfallenden Gases rasch an Masse gewinnt. Anfangs kann die Strahlung rasch entweichen, und die Temperatur ändert sich kaum.

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Stand: 21.01.2005

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In den Schlagzeilen

Inhalt des Dossiers

Im Kreißsaal der Sterne
Der Entstehung von Sternen auf der Spur

Staub in der Galaxis
Molekülwolken als Sternenwiegen

Magnetfelder oder Turbulenzen?
Auslöser der Sternenentstehung

Die Anfänge eines Sterns
Von der Sternenwiege zum Jungstern

Haufenweise Sternentstehung
Computer als Hilfsmittel der Astronomen

Sternenwiegen auf dem Bildschirn
Wie funktioniert eine Simulation der Sternenentstehung?

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